A bertura do Setor de Astronomia - CDCC
Sessão Astronomia
1
1/2
1/4
.
..
.
átomo
0.00000001 cm
100 milhões
em 1 cm
moléculas
elétrons
rádio
0.00000001 cm
Fotossíntese
1 metro
Nosso quintal
Galileu
Era
pré-telescópio
Era
pós-telescópio
1609
Antes de Galileu
A. Ayiomamitis
jan - dec /2002
Depois de Galileu
Observatório Yerkes,
Wisconsin, 1897
Refrator de 1 m diam.
HUBBLE - 1990
Nossa
vizinhança
ISS
Estações
Nossa
vizinhança
Lua
- 3500 Km de diâmetro
- 380.000 Km da Terra
- 3.3 Kg/m^3
- rotação síncrona
- última missão: 1972
Lua
Nossa
vizinhança
Lua, nós já fomos lá!
E. Cernan, dec-72.
Apolo 17, a última.
NASA (Image scanned by Kipp Teague)
Terra - Lua, vistos da
Galileu, a 6 milhões de
Km, em 1992.
Nossa
vizinhança
Marte
- dist. 1.5 UA
- 0.5 diam. Terra
- mass 0.6
- grav. 0.38 da Terra
- temp: -140 -> 20
- atm: CO2, 0.01 atm
-
J. Bell (Cornell U.),
M. Wolff (SSI) et al.,
STScI, NASA
Marte
memorial Sagan
Sojourner
Marte
‘Água subterrânea
aflora e evapora,
deixando marcas’ (?)
Malin Space Science system
MGS, JPL, NASA
Terra
Vistos de Marte,
em 8/maio/2003
Júpiter
- Primeira foto da
Família do Sol.
- Voyager 1, 1999
- 12 bilhões de Km
Voyager 1 Team, NASA
11 Rt
8 min luz
6 horas luz
Soccer.mpg
Erupção
Solar
A primeira estrela depois do Sol
Sol
Alfa centauro
Terra
1 metro
260 Km
A luz
8 min
4 anos
Pleiades
Estrelas Jovens
100 milhões
de anos
15 anos luz
4 bi anos
0.6 anos luz
Nebulosa de Orion
- berçário -
C. R. O'Dell and S. K. Wong (Rice U.), WFPC2, HST, NASA,
M17, Nebulosa Omega - Sagitário
- 5500 a.l.
Supernova 1987A
Grande Nuvem de Magalhães - 170.000 al
Antes
Depois
Antes: estrela azul, quente, 15 vezes mais massiva que o Sol
e 50 vezes maior.
Depois: estrela de neutrons.
Supernova
( NGC 7331 )
Antes
Depois
Nebulosa do Caranguejo
- Vista em 1054
- 10 a.l. de extensão
- pequeno pulsar
no centro - 1 massa
solar
- período: 1/30 seg.
Mas, o que há
no interior de
uma estrela?
A luz
responde:
Composição química de uma
estrela
No Laboratório
Gás Hidrogênio
Hidrogênio!
Hidrogênio
Raias de Elementos
Hélio
Oxigênio
Carbono
Nitrogênio
Neônio
Hidrogênio
H
Série
de
Balmer
H a= 656 nm
k
L
Lymann
M
Onde estão as estrelas ?
Ilhas com trilhões de estrelas
Via Láctea
AAndrômeda
100 mil anos luz
3 milhões de anos luz
ESO 269-57 - Centauro
150.000.000 a.l. de nós
200.000 a.l. extensão
Interação entre NGC 5194 e NGC 5195
Galáxia roda de carroça
- Colisão de duas
galáxias
- anel: onda de choque
criando estrelas
- 500 mi a.l. de nós
- anel de 100.000 a.l.
Kirk Borne (STScI), NASA
- Aglomerado de Virgem
- 60 milhões de a.l. de nós
- 2500 galáxias
- 12 milhões de a.l. de diâmetro
Lentes
HST,
1994.
Universo
em larga
escala
Cox, Patterson
Wesselck, Sanders
Carpenter
- Simulação de como o Universo foi um dia:
- Grandes estruturas vindas de pequenas flutuações
WMAP
Radiação de Fundo:
micro ondas -> mm
corpo negro -> -270 C
D T = 0.000001 C
Penzias - Wilson
em Terra - 1965
1992
2003
Universo
em evolução
Cosmo-abertura-r.mpg
- Universo em expansão : big bang + inflação
- 5% matéria usual
- 25% matéria escura (e estranha)
- 70% energia escura (anti-gravidade)
No passado vivíamos nas trevas,
na escuridão,
por falta de conhecimento científico
Hoje vivemos
no lado escuro da força,
por excesso de
saber
Visitas:
sextas, sábados e domingos
das 20 às 22 horas
Física, pela sua abrangência no estudo da natureza, se
destaca entre todas as Ciências. O impacto de suas idéias mais
fundamentais não tardam a fazer parte de nosso dia-a-dia,
usualmente na forma de desenvolvimento tecnológico, mas
também na forma de conhecimento básico a respeito do
Universo que moramos. Nesse ponto, a união da Física com a
Astronomia tem dado uma dimensão extraordinária a nossa
visão do Cosmo.
Física: dos átomos às galáxias, é uma viagem que
começa no mundo subatômico, evolui pelas escalas de tamanho
dos objetos ao nosso redor e caminha em direção às estrelas.
Temos aprendido com o tempo que a luz (radiação
eletromagnética) é o elo entre o microcosmo dos átomos e o
macrocosmo das galáxias. No entanto, revelações recentes
questionam se a luz seria a única ponte entre nós e o Universo.
menores. A menor parte que ainda guarda alguma semelhança com o
bloco original se chama átomo (palavra grega para indivisível). Todas
as substâncias que nos cercam são feitas de átomos, sejam animais,
vegetais ou inanimadas. Até mesmo nós seres humanos não só somos
eitos de átomos, mas os utilizamos para viver e para interagir com o
meio ao nosso redor.
Entre as primeiras concepções sobre como deveria ser o átomo,
está a desenhada no slide. Elétrons girariam em torno de um núcleo
muito pequeno, constituído de prótons e neutrons. A concepção atual é
bem mais sofisticada; no lugar das órbitas circulares temos regiões
com determinadas probabilidades de o elétron ser encontrado: são os
orbitais atômicos, tão importantes em química. No entanto, para
emos uma imagem em mente, o desenho que se parece com um
istema planetário é adequado e serve como símbolo do átomo.
Um átomo é muito pequeno. Precisamos de cerca de 100
milhões deles enfileirados para perfazer apenas um centímetro.
Sua propriedade mais marcante é a de se unirem formando as
moléculas, que em número muito grande formam as substâncias.
Por exemplo, a molécula de água (a mais importantes para a
vida) é formada por um átomo de oxigênio e dois de hidrogênio
(o átomo mais importante do Universo).
Com centenas de diferentes átomos na natureza,
estruturas complexas podem se formar, ou serem formadas com
o uso de técnicas de manipulação atômica bastante recentes.
Consegue-se hoje em dia depositar átomos de forma controlada
em superfícies, formando estruturas com dimensão da ordem de
dezenas de angstron. Um angstron corresponde a 0.00000001 cm!
Podemos ver os átomos em detalhe? Não, eles são muito
pequenos, milhares de vezes menores que o comprimento de
onda da luz visível. No entanto, podemos ver a luz que emana
deles quando seus elétrons saltam de uma órbita para outra.
Também podemos forçar seus elétrons a saltarem de uma órbita
para outra incidindo luz no átomo. Ou seja, átomos interagem
muito com a luz, não somente a visível, mas também a
infravermelha, ultravioleta, (também chamadas de luz), etc.
Sendo assim, a luz serve como uma ponte entre nós, que
vivemos num mundo macroscópico, e os átomos, que são
microscópicos. Dependemos dela para conhecer nosso ambiente,
e até a utilizamos como código (num semáfaro, por exemplo) em
nossa sociedade. Praticamente todo reino animal e vegetal
depende da interação com a luz para a sua existência.
Nosso
bem estar pode ser melhorado conforme aprendemos a dominar
o uso da luz (como onda de rádio), como por exemplo numa
máquina de ressonância magnética capaz de fazer imagens de
órgãos internos.
O mundo ao nosso redor, de objetos com tamanhos de
metros ou kilômetros, está intimamente relacionado ao mundo
microscópico dos átomos. Em todo nosso planeta, com diâmetro
de cerca de 12.000 Km, a luz está presente e atuante em todos os
processos vitais. E mais além, como é que temos noção do próprio
Universo, morando aqui num pequenino planeta? É através da
luz que chega das regiões mais distantes.
Um fato histórico notável aconteceu em 1609, quando
Galileu Galilei utilizou um telescópio para observação
astronômica sistemática. Ele começou a era pós telescópio na
ciência.
Antes dele, fazia-se observações direta do céu, como
por exemplo a trajetória anual do Sol por entre as estrelas que
perfaz uma figura parecida com o número 8.
Depois de Galileu, grandes telescópios foram construídos,
como por exemplo o do Observatório de Yerkes com um metro de
diâmetro (observe o tamanho de uma pessoa ao lado desse
instrumento).
Hoje telescópios espaciais orbitam a Terra, como o famoso
Hubble lançado em 1990. Inúmeros satélites de comunicação e
sensoriamente foram colocados ao redor da Terra, alguns a cerca
de 36.000 Km de altura para serem geo-estacionários (que rodam
junto com a Terra).
Estações espaciais, como a MIR soviética, já desativada,
ou a ISS, Americana, ainda em desenvolvimento, completam um
cenário rico de instrumentos importantes colocados na
vizinhança da Terra que permitem que exploremos o Cosmos
aqui de casa.
Um pouco mais além da nossa vizinhança está a Lua, em
média 380.000 km de nós, e com cerca de 3500 Km de diâmetro.
Ela não possui atmosfera e por isso qualquer meteoro que a
alcance deixa marcas em sua superfície na forma de crateras
(muitas crateras Lunares são de origem vulcânica e não de
impacto).
É o corpo celeste mais bem conhecido pelos
humanos, uma vez que até já estivemos lá.
Para ir além daqui de casa, enviamos sondas espaciais,
como a Galileu, que em 1992 a cerca de 6 milhões de Km da
Terra fotografou pela primeira vez a Terra e a Lua juntos na
mesma foto. É um fato notável, tecnologicamente falando.
Sondas podem ir muito mais longe que naves tripuladas
e por isso hoje conhecemos tanto sobre o planeta Marte. Sua
distância até nós pode variar de cerca de 70 a 400 milhões de
Km, devio ao movimento dele e da Terra ao redor do Sol. Seu
tamanho e massa são praticamente 50 % dos da Terra e sua
atmosfera, muito rarefeita, é constituída basicamente de gás
carbônico. As missões Sojourner,
Spirit e Opportunity
fizeram grandes revelações, basicamente sobre a possibilidade
de existência de água no planeta.
Em 2003 a Terra e Júpiter foram fotografatos de Marte,
por uma das sondas, outro fato notável para a tecnologia
espacial.
Além do planeta Marte, ainda temos, não muito longe da
Terra, por exemplo Júpiter, a 700 milhões de Km, Saturno, a 1.4
bilhões de Km, e lá no fim do sistema solar, Plutão, 40 vezes mais
distântes do Sol que nós ou cerca de 6 bilhões de Km daqui. Esses
corpos, juntamente com cometas e asteróides, constituem a
família do Sol: corpos que giram ao redor do Sol presos pela sua
gravidade. A nave Voyager 1, em 1999, fotografou pela primeira
vez o Sistema Solar, quando já estava a cerca de 12 bilhões de Km
da Terra. Este sim representa um grande fato tecnologicamente
falando, e também uma oportunidade única de vermos o Sistema
Solar por cima e apreciar seu heliocentrismo.
Nesse slide você pode comparar os planetas em diâmetro e
ter uma idéia do tamanho do Sistema Solar, se comparar o tempo
que a luz demora para vir do Sol até nós, oito minutos, com o
tempo que ela demora para ir do Sol até Plutão, 6 horas!
O
Sistema Solar é enorme quando comparado com a nossa
vizinhança, mas é um grande vazio, como ilustra o slide.
Quão grande é o nosso Sol? Em diâmetro é cerca de 110
vezes o da Terra (ou 1.391.400 Km), o que corresponde a mais de
1.2 milhão de vezes o volume da Terra. No slide podemos ver que
uma erupção solar chega a ser bem maior que o nosso planeta.
Será mesmo que o Sistema Solar é tão grande? Bem, para
responder precisamos compará-lo com outras estruturas do
Universo. O que há além do Sistema Solar? Uma simples
observação do céu revela as inúmeras estrelas, sóis como nosso
Sol. Mas, onde estaria a estrela mais próxima da Terra, depois do
Sol? Muito longe! Para se ter uma idéia, em uma maquete em que
a Terra estaria a um metro do Sol, a próxima estrela estaria a 260
Km de distância! Essa estrela, um pouco mais brilhante que o Sol,
chama-se Alfa Centauro e é facilmente visível aqui ho hemisfério
Sul. Sua luz demora pouco mais de 4 anos para nos alcançar e
lembrando que a luz do Sol demora apenas 8 minutos para
chegar até nós e apenas 6 horas para chegar a Plutão, concluimos
que o Sistema Solar é muito pequeno perante o Cosmo.
Mas, o que são estrelas? Posso responder a essa pergunta
mesmo sem poder ir até uma delas? Sim, analisando a luz que vem
delas. Hoje sabemos que as estrelas são constituídas de gás
ionizado e é de grandes nuvens de gás que elas nascem.
Exatamente, estrelas nascem! Nascem, vivem e morrem. Um
exemplo de berçário de estrelas é a nebulosa de Órion; o nosso Sol
é um exemplo de estrela já na meia idade. As Pleiades são exemplos
de estrelas jovens, 100 milhões de anos. A nebulosa planetária do
anel é uma entre muitos exemplos de estrelas que morreram.
Quando morrem as estrelas em geral espulsão as camadas
exteriores de gás e daí a envoltória esférica (e não circular como
aparenta) da nebulosa do anel.
As nuvens que dão origem às estrelas são imensas. Órion,
por exemplo, tem cerca de 15 a 25 anos-luz (o Sistema Solar tem 6
horas-luz) e dista 1500 anos-luz de nós (o Sol dista 8 minutos-luz de
nós). É da compressão dessas nuvens que em determinados pontos
surgem as estrelas, como pode ser apreciado no slide.
Outro exemplo de berçário estelar é a nebulosas M17 na
constelação de Sagitário, a cerca de 5000 anos-luz de nós, e com
extensão ao redor de 100 anos-luz.
Estrelas normalmente vivem centenas de milhões de anos
ou até alguns bilhões de anos, mas acabam consumindo seu
próprio gás ao brilharem tanto. Uma estrela de grande massa
(mais massiva que o nosso Sol) durante os últimos estágios de vida
brilha por milhares de sóis em intervalos curtos de meses. Muitas
vezes uma estrela não visível passa a ser visível durante essa
explosão mortal, daí o nome de supernova para o evento. Foi o
caso da supernova de Shelton, uma estrela da Nuvem de
Magalhães, não visível da Terra, mas que em 1987 recebemos a
luz de sua explosão, que havia acontecido cerca de 170.000 anos
antes (a distância entre a Terra e a Nebulosa é de 170.000 anosluz).
Outro exemplo de supernova é NGC-7331, cujo brilho
se comparou a da própria galáxia.
Os chineses reportaram,
em 1054, que a supernova do Caranguejo brilhava tanto que era
visível durante o dia.
Mas, o que há no interior das estrelas? A luz responde:
tudo o que sabemos de qualquer estrela foi descoberto pela
análise da luz que vem dela, ou do seu espectro, que é o conjunto
de todas as radiações eletromagnéticas que a estrela emite (por
exemplo, ondas de rádio, infravermelho, luz visível, ultravioleta,
etc). A luz visível vinda de um corpo aquecido ao atravessar um
prisma se decompor em cores, e de forma diferente para cada
elemento químico:
é uma impressão digital desse elemento.
Assim, sabemos que no interior das estrelas reina o gás
hidrogênio (cerca de 75%), o segundo mais abundante é o gás
hélio (20%), e cada elemento tem um conjunto de cores (ou linha
espectral) particular.
Como essas cores (ou linhas) são
geradas? Pela transição dos elétrons entre as camadas atômicas.
Veja como o microcosmo está intimamente ligado ao macrocosmo
que conhecemos!
Para esses gases brilharem eles precisam estar aquecidos.
O que os aquece são reações termonucleares, essencialmente
choques de núcleos de átomos de hidrogênio (ou prótons).
Observando o céu percebemos facilmente que as estrelas
não estão igualmente espalhadas por todo o firmamento. Há uma
faixa cobrindo todo o céu onde há uma concentração maior de
estrelas: é a Via Lactea. O nosso Sol é apenas uma estrela entre
cerca de 1 trilhão delas, que formam um grande aglomerado
estelar, denominado de galáxia. Entre as galáxias há um grande
vazio, mas cada uma em geral tem centenas de milhões ou até
trilhões de estrelas. Galáxias são como ilhas de estrelas
espalhadas pelo Universo.
Qual o tamanho da nossa Galáxia? Quão longe está a
próxima galáxia? A luz demora cerca de 100 mil anos para ir de
um extremo ao outro de nossa Galáxia, ou seja, sua extensão é de
100.000 anos-luz. A galáxia de Andrômeda, a espiral mais
próxima, dista de nós mais de 2 milhões de anos-luz; nós a vemos
como ela era há mais de 2 milhões de anos!
Centauro
é
outro exemplo de uma bela galáxia. Existem até exemplos de
colisão entre galáxias.
ndo tão grandes pensaríamos que não hovessem muitas
Ao contrário, existem milhões delas. Elas também não se
ao acaso, mas tal qual as estrelas, também se juntam em
dos com centenas ou milhares de galáxias. Por exempo, o
do de Virgem com cerca de 2500 galáxias é o mais
de nós e dista cerca de 60 milhões de anos-luz daqui; tem
o gigantesca de 12 milhões de anos-luz!
m 1996 o telescópio espacial Hubble analisando a débil
vinha de uma região muito distante revelou que o
era ainda mais populoso em galáxias do que se pensava.
no slide cada pequeno objeto é uma galáxia!
lomerados de galáxias muito densos provocam um efeito
nário, a lente gravitacional: a enorme massa desses
dos encurva a luz vinda de objetos ainda mais distantes e
A existência de aglomerados de galáxias, com dezenas ou
s delas, e de superaglomerados (aglomerados feitos de
aglomerados) contendo milhares de galáxias tem suscitado
nta: como se formaram esses aglomerados? Será que uma
sca massa inicial foi se partindo dando origem aos
rados, ou pequenas regiões foram se aglutinando e com o
ficaram tão grandes como os aglomerados? Não há uma
a definitiva a essa pergunta e pode ser até que no início dos
não havia distinção entre esses dois cenários. Simulações
mputadores mostram que pequenas perturbações numa
gigantesca podem levar, com o passar de longo tempo, à
ras gigantescas.
Para dar uma luz a essa questão, precisamos estudar o
o como ele era em seu início e perguntar se ele era
neo (igual em todas as partes), isotrópico (igual em todas
ções) ou havia perturbações e de que forma elas eram.
A história começou em 1965 com dois engenheiros, Arno
Penzias e Robert Wilson, ao detectarem uma radiação de microondas que vinha de todas as direções do céu: era bem homogênea
e como se um corpo aquecido a cerca de 3 graus kelvin estivesse
emitindo-a. Rapidamente inferiu-se que era uma radiação
remanescente do nascimento do Universo, ou seja, de uma grande
explosão acontecida há muito tempo, conhecida como Big Bang.
Essa explosão não aconteceu num ponto específico do Universo,
mas sim nele todo que naquela época era muito pequeno,
praticamente um ponto. Assim , a explosão se deu no Universo
inteiro, daí a radiação remanescente hoje chegar de todas as
direções.
Os instrumentos de Penzias e Wilson não eram capazes de
discernir pequenas flutuações na temperatura dessa radiação, daí
a ilustração correspondente no slide ser de uma única cor
.
Parecia, então, que o Universo era homogênio e isotrópico em seu
nascimento. Mas como, então, poderia ele ter evoluido para um
estado tão inomogênio como é hoje?
Já o satélite COBE, de Cosmic Background Explorer, em
1972 com instrumentos mais refinados conseguiu medir que a
radiação não era isotrópica, mas tinha pequenas variações com a
posição no céu.
Foi uma descoberta muito importante, pois,
variações de temperatura significavam variações na concentração
de matéria: essas pequenas variações, então, deram origem às
grandes variações que observamos hoje.
Em 2003 o satélite WMAP, de Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe, consegue mapear o céu com ainda maior
resolução e medir variações de temperatura da ordem de 0.000001
Kelvin entre dois pontos da esfera celeste. Sua equipe faz uma
comparação entre seus dados e aqueles do COBE: é como se
fôssemos comparar as fotos no slide, enquanto na do COBE não
temos noção da imagem, na do WMAP identificamos que é um
bebê, tamanha é a resolução desse último satélite.
E mais
ainda, os dados são tão bons que se pode determinar com precisão
quando a radiação medida foi emitida e daí saber a idade do
Universo: 14.7 bilhões de anos!
Então o cenário que se tem hoje do Universo é o seguinte:
ele surgiu de uma grande explosão, o Big Bang, a cerca de 14.7
bilhões de anos. Após uma rapidíssima e enorme expansão de suas
fronteiras (era da inflação) o Universo era opaco à radiação, ou
seja, nenhuma onda eletromagnética (luz, etc) era capaz de viajar
sem logo ser absorvida pela matéria (essencialmente prótons e
elétrons). Ao alcançar cerca de 379.000 anos de idade ele havia se
esfriado suficiente para elétrons e prótons se juntarem, formarem
os átomos e permitir que a radiação eletromagnética não fosse
toda ela absorvida por essa matéria. É justamente essa radiação
que hoje nos alcança na forma de micro-onda.
As pequenas flutuações de temperatura, ou flutuações de
matéria, teriam evoluído até as presentes estruturas, como os
aglomerados de galáxias e/ou superaglomerados.
Uma conseqüência estonteante desse cenário é que o
Universo deva conter apenas 5% de matéria tal qual a
conhecemos, ou seja, feita de átomos ou moléculas. Cerca de 25%
seria feita de matéria estranha, não luminosa. E mais, uns 70%
seria de algo não bem definido, denominado de energia negativa,
que ao contrário da matéria usual, estaria expandindo o Universo
a uma taxa crescente no tempo, uma espécie de anti-gravidade.
Esse cenário, então, nos deixa sem uma luz em nossa
trajetória de entender o Cosmo. Parece que estamos perdendo o
elo entre o microcosmo dos átomos e o macrocosmo dos
aglomerados de galáxias. No passado já perdemos a posição de
centro do Sistema Solar, ou de centro da nossa Galáxia; nem nossa
Galáxia é o centro de qualquer aglomerado. Hoje estamos
descobrindo que a matéria que somos feito sequer é maioria no
Universo. Se no passado já estivemos na idade das trevas ou da
escuridão por falta de conhecimentos científicos, hoje caminhamos
para um futuro sem luz por conhecer tanto sobre o Universo.
Astronomia: dos átomos às galáxias, procura mostrar as
diferentes escalas de tamanho que nos cercam, desde o átomo até
às galáxias. Coloca em dúvida se a luz (ou qualquer radiação
eletromagnética) é a única ponte entre nós, o microcosmo e o
macrocosmo. Essa luz que tanto nos tem orientado no caminho de
conhecer nossa vizinhança, e também o espaço mais distante, dará
lugar a algo ainda por se definir e que permitirá que novas
fronteiras do conhecimento sejam alcançadas? A curiosidade, a
criatividade e o nosso empenho em desvendar o Cosmo é que irá
responder, juntamente com fundamentos sólidos de nossas
Ciências, em particular a Física.